Redshift Surveys and Mapping the Universe

红移勘测和宇宙测绘

Linas Juozėnas

知识方舟 · 宇宙 · 第 10 章 / 第 05 篇

点组成的天空。具有深度的宇宙。

两个星系可能看起来并排相邻，实际却相距极其遥远。通过读取它们光线的波长，天文学家将平坦的天空视图转变为一幅具有深度的地图，同时记录下宇宙的历史。

光谱指纹宇宙网膨胀与运动

一幅示意性的巡天切片。楔形图以我们的观测位置为中心组织星系；顶点并不是宇宙的中心。[1]

位置 + 红移两个天空坐标获得了深度的观测测量值。

距离需要模型膨胀历史将测得的红移与宇宙学距离联系起来。

运动会留下图案红移地图同时承载着有关膨胀和引力流动的信息。

红移巡天与宇宙制图

天空中的图案背后隐藏着什么？

照片可以告诉我们方向、亮度和形状，但不会立即告诉我们哪些星系彼此相邻，哪些属于遥远的星系团，哪些只是在我们的视野中重叠。红移巡天增加了开始区分这些可能性所需的信息。

最终得到的是宇宙制图：一种研究星系墙、丝状结构和空洞的方法，可以比较不同时期的星系群体，并检验推动膨胀和结构增长的物理规律。要正确解读这些地图，就需要同时理解宇宙以及巡天观测宇宙的方式。

光线承载的可识别模式

我们如何测量星系的红移？

光谱按波长分离光线。发射和吸收特征会形成可识别的模式，可与静止系模板进行比较。巡天数据处理流程会搜索与观测光谱最匹配的红移，并利用整体模式和拟合质量来区分可靠测量结果与存在歧义的结果。[2]

1 + z = λ_观测 / λ_静止

红移 z 表示波长的相对变化。例如，观测到的波长从 500 纳米变为 750 纳米时，z = 0.5。[3]

所有波长都按同一个因子 1 + z 增加。示例使用的是虚构的谱线位置，而不是实测的星系光谱。[2]

对于沿平均宇宙膨胀运动的观测者之间传播的光，1 + z = a_now/a_emitted，其中 a 是宇宙尺度因子。将 a_now 设为 1 时，z = 1 对应于尺度因子为二分之一时发出的光。星系观测到的红移也可能包含其相对于平均膨胀的运动分量。[3]

测得的波长偏移如何成为依赖模型的坐标

红移如何变成距离？

在足够低的红移下，平滑的哈勃流给出了有用的近似式 d ≈ cz/H₀，其中 c 是光速，H₀ 是当前的膨胀率。不过，邻近星系的运动可能占该信号的相当一部分。将 cz 简单视为退行速度，并不是适用于遥远天体的一般准确规则。[4]

在较大的红移下，天文学家使用指定的膨胀历史来计算距离。一种常见的选择是视线方向共动距离，它剔除了整体膨胀的影响，从而可以使用一致的坐标比较不同时代的结构。[3]

距离计算

D_C(z) = c ∫₀^z dz′/H(z′)。这里的 H(z′) 是红移为 z′ 时的膨胀率。计算结果取决于宇宙学模型。共动距离不同于角直径距离和光行时间。[3]

由不同时间拼合而成的地图

来自更遥远星系的光通常更早开始它的旅程。因此，巡天观测到的是我们的过去光锥：不同区域呈现出其历史中不同的阶段。这并不是一张整个宇宙在今天实际状态下的同时照片。逼真的模拟巡天会沿着光锥，在适当的演化阶段选取星系，以此对此加以考虑。[5]

直接观测量是天空位置和红移。将它们转换为以兆秒差距为单位的地图，需要加入宇宙学模型。检验该模型仍然是科学研究的一部分。

从揭示性的切片到庞大的光谱目录

哪些巡天改变了宇宙制图？

1986：一片揭示宇宙的 CfA 切片

De Lapparent、Geller和Huchra的《宇宙的一片切片》展示了扩展CfA巡天中的一条狭窄红移楔形区域。当为天空投影增加深度后，密集区和大范围低密度区域变得清晰得多。[1]

1989年：长城

随后，Geller和Huchra描述了长城，这是一片巨大的片状星系密集区。这不同于1986年的切片报告。一些结构延伸到了巡天边界，说明地图的大小会限制可测量的内容。[6]

2dF：大得多尺度上的光谱观测

2dF星系红移巡天在其2003年最终目录中发布了221,414个可靠的星系红移。[7]2005年，Cole及其同事分析了其功率谱，发现了重子声学振荡的证据。这一结果补充了SDSS相关函数中测得的声学峰。[8]

SDSS、BOSS 和 eBOSS：连接不同宇宙时期

斯隆数字巡天建立了广泛的成像和光谱观测成果。BOSS大幅扩展了星系和类星体样本，而eBOSS进一步拓展了它们的宇宙学观测范围。这些项目还利用了莱曼α森林：遥远类星体光谱中沿途氢的吸收，它能够追踪超出大部分星系样本范围的结构。[9]

这些地图不再只是目录。研究人员能够测量星系在不同红移下的聚集及其方向性模式，将星系分布与宇宙膨胀和结构形成的增长联系起来。[9]

发光示踪物揭示出相互连接且不均匀的景观

当地图增加了深度后，会出现什么？

星系聚集成群组和星系团，沿着丝状体和片状结构延伸，并环绕低密度区域。在标准宇宙学图景中，这张宇宙网随着引力放大初始物质密度涨落而不断成长。暗物质提供了大部分引力结构，而气体冷却和恒星形成决定了发光星系出现的位置。[10]

空洞中也包含结构

空洞是低密度区域，而不是空无一物。其中可能包含星系、小型暗晕以及微弱的内部网络。其边界和测量出的大小取决于示踪天体群体以及所采用的识别方法。[11]

大并不总意味着受到束缚

一个被命名的超星系团可以将横跨巨大区域的多个高密度集中区连接起来。但这个称呼并不自动意味着整个区域受到引力束缚，或已经达到平衡状态。其较密集的部分与外围区域的未来可能不同。[12]

为了超越视觉印象，天文学家会测量统计量。二点相关函数描述在给定间隔下星系成对出现的超额概率；功率谱则按空间尺度描述聚集情况。这两种相互关联的视角使数据能够与宇宙学预测进行定量比较。[13]

表观形状也记录了运动

为什么有些结构看起来被拉长或压扁？

特殊速度是指相对于平均宇宙膨胀的运动。它沿视线方向的分量会改变星系测得的红移。如果把每一次红移变化都解释为距离，那么这种运动就会使星系在图中的表观径向位置发生偏移。[4]

这种表观畸变会影响推断出的位置。星系本身并没有被拉伸成这些形状。[14]

在星系团内部，随机的轨道速度会造成一种表观的径向拉长现象，称为上帝之手指。在更大尺度上，相干的向内落入运动会沿视线方向产生统计上的扁平化，通常称为凯泽效应。二者都源于速度，但处于不同的动力学状态。[14]

如果所假定的宇宙学模型以错误的相对尺度将角度间隔和红移间隔相互转换，就会出现另一种畸变。这正是阿尔科克–帕钦斯基检验的基础。由于几何效应和特殊速度都会改变表观方向模式，分析时必须同时对二者的影响进行建模。[15]

膨胀与特殊红移如何共同作用？

忽略较小的引力贡献并校正观测者的运动后，1 + z_observed = (1 + z_cosmic)(1 + z_peculiar)。这些位移相乘；简单地计算 cz − H₀d 仅是低红移近似。[4]

必须结合星系来理解观测模式

是什么让一次巡天值得信赖？

一次巡天存在诸多限制：天空覆盖范围、亮度阈值、目标颜色、观测条件，以及获得可靠红移的概率。这些因素共同定义了其选择函数。距离越远，星系样本越稀疏，可能反映的是遗漏了较暗的天体，而非密度在物理上的下降。[16]

研究人员使用完备性权重以及遵循观测模式、但不包含物理聚类的随机星表来建模这些影响。模拟巡天加入了模拟结构和观测限制，有助于检验目标信号的恢复情况并估计相关不确定性。这些修正必须经过验证；修正的存在并不能保证所有偏差都已消除。[16]

光谱红移和光度红移分别满足不同需求

估计红移的两种方法
方法	所使用的信息	主要权衡
光谱	已分辨的光谱特征或拟合得到的光谱	径向位置通常更精确，但每个信号源需要投入更多观测工作
光度	通过多个滤光片测得的亮度	样本量非常大，红移估计通常更宽泛，有时还存在歧义

精度取决于信号源、信号质量、滤光片和方法。任何一种方法都不存在普遍适用的单一红移误差。[17]

光度分析通常使用红移概率分布，而不是单一的精确值。具有代表性的光谱观测以及与参考样本的交叉相关有助于校准其群体分布。校准必须考虑参考样本与所研究星系之间的差异。[17]

此外还有星系偏差：选定的星系群体并不能完美追踪全部物质。不同类型的星系位于不同的环境中，因此它们的聚类振幅不一定相同。大尺度偏差模型是有用的近似；而在更小尺度和精密分析中，则需要更丰富的处理。[18]

几何与增长提供互补的检验

这些地图能告诉我们哪些宇宙学信息？

声学标尺测量膨胀

重子声学振荡会在大约 150 兆秒差距的共动尺度附近留下微弱的统计特征。在整个天空范围内，它约束相对于这一标尺的横向距离；沿视线方向，它约束膨胀率与该标尺的乘积。在多个红移处进行测量，可以追踪宇宙几何随时代的变化。[19]

要将这些比值转换为绝对尺度，需要进行标定。BAO 单独无法独立确定 H₀；其解释取决于声学视界以及对早期物理的假设。因此，与 CMB 和超新星测量结果进行比较，既能检验膨胀历史，也能检验标定链的一致性。[20]

方向性聚类测量增长

红移空间畸变包含有关结构增长速度的信息。一个常见的报告组合量fσ₈将增长率与物质涨落幅度联系起来。提取这一量需要建立一个模型，将星系密度和速度与潜在的物质场联系起来。在作出相关假设的情况下，它并不是对引力的直接测量。[21]

利用聚类模式的更多信息——即其完整形状——可以提高对物质密度、涨落幅度及其他宇宙学成分的敏感度。例如，DESI 首年完整形状分析将这些测量与声学信息及其他数据结合起来。其约束取决于所采用的模型以及纳入了哪些观测结果。[13]

当前的迹象仍需交叉验证

一些联合分析更倾向于随时间演化的暗能量，而不是宇宙学常数，其偏好强度因模型和数据集而异。DESI 于 2026 年对 DR2 莱曼-α 几何的分析略微缩小了其与 CMB 预期之间的差异。更大的地图不一定会增强先前的迹象，而这些结果也不能确定暗能量的物理本质。[22]

这张图将宇宙结构与单个星系联系起来

我们还能从相同的观测中了解到什么？

绘制流动图还需要另一种距离测量

为了估算单个星系的特异速度，天文学家会将其红移与一种独立于该红移的距离指标结合起来，例如涉及星系自转的关系，或经过标定的超新星。Cosmicflows-4 等星表汇集这些测量结果，用于研究速度场以及驱动该速度场的物质分布。[23]

这类观测大多限制了径向运动。重建三维流场需要加入假设和不确定性，尤其是在距离数据稀疏或噪声较大的区域。将不确定的距离转换为速度时产生的距离标定误差和转换误差，也必须纳入流动与宇宙学预测进行比较的过程。[23]

星系演化有其所在位置

通过光谱学和互补观测，研究人员比较不同环境中的恒星种群、气体含量和恒星形成。在RESOLVE 和 ECO巡天中，当把恒星质量、群成员身份和暗晕质量纳入考量后，靠近丝状结构的许多表观趋势都减弱或发生了变化。位置很重要，但与丝状结构的相关性并不能单独确定某一种物理原因。[24]

MaNGA 是 SDSS 的另一项计划，提供了不同类型的细节：获取单个星系各处的光谱。它绘制恒星和气体的内部运动以及种群差异。这项工作通过研究构成更广阔宇宙网的星系内部发生的事情，为大尺度红移制图提供补充。[25]

更广的覆盖范围、不同的示踪物，以及更严格控制的测量

哪些巡天正在扩展这幅地图？

DESI：一次获取数千条光谱

暗能量光谱仪在 Mayall 望远镜上使用 5000 根由机器人定位的光纤。其主要巡天于2021 年 5 月开始。最初的观测计划于2026 年 4 月完成，扩展观测仍在继续。观测完成与宇宙学分析完成是两回事。[26]

DESI 的第二期数据发布（DR2）宇宙学结果采用了三年的观测数据，其中包括超过 1400 万个星系和类星体。这个经过筛选的分析样本不应与整个观测计划期间累计获得的更大总量混为一谈。[27]

Euclid：成像与光谱学

Euclid 正在运行，自 2024 年 2 月起已开展例行科学观测。[28]其近红外光谱为星系聚类提供红移数据，而成像则支持弱引力透镜研究。成像样本与光谱样本并不相同；对数十亿个星系进行成像，并不意味着能获得数十亿条精确光谱。[29]

Roman：为科学观测做准备

NASA 2026 年 9 月的更新信息显示，Roman 正在前往日地 L2 点的途中开展调试。仪器检查和校准为其观测计划做准备；这与已经完成的宇宙学巡天不同。[30]

另一条路径：氢的综合辉光

21 厘米强度映射通过汇总谱线发射追踪中性氢，而无需分辨每个星系。不同仪器针对不同的红移范围；这并不意味着每项氢巡天都是再电离地图。前景和仪器校准是重大挑战。[31]

CHIME 报告的 21 厘米自功率探测展示了氢的聚集，但其前景滤除过程移除了恢复重子声学振荡（BAO）所需的模态。因此，探测到谱线发射或聚集，与测得声学标尺是不同的里程碑。[32]

研究和任务状态核查日期：2026 年 9 月 8 日。

来源与延伸阅读

原始研究、科学综述和官方巡天信息。于 2026 年 9 月核查。原始插图解释了结构和测量方法；它们不是观测地图。

de Lapparent、Geller 与 Huchra（1986）——宇宙的一片切片一张颇具影响力的 CfA 红移切片揭示了围绕大型低密度区域分布的相互连接的星系密集区。
Bolton 等（2012）——BOSS 的光谱分类与红移测量光谱模板、拟合质量和重复观测如何确定红移及其不确定度。
Hogg（1999；2000 年修订）——宇宙学中的距离测量红移、尺度因子，以及共动距离、角径距离和光度距离之间的区别。
Davis 与 Scrimgeour（2014）——推导精确的本动速度为什么宇宙学红移和本动红移会以乘法方式结合，以及为什么简单地相减速度可能会失效。
Overzier 等——千禧年模拟巡天台：第一缕光为什么逼真的模拟巡天会沿观测者的光锥，在不同宇宙时刻对星系进行采样。
Geller & Huchra（1989）——绘制宇宙图扩展后的 CfA 巡天揭示了长城，这是一个由星系组成的宽广片状结构。
Colless 等（2003）——2dF 星系红移巡天：最终数据发布最终发布版本包含 221,414 个可靠红移的星系，并提供了有据可查的选择和质量信息。
Cole 等（2005）——2dF 星系红移巡天：功率谱分析最终的 2dF 功率谱展示了声学印记，并在明确的建模假设下约束了宇宙学。
Alam 等（2020/2021）——SDSS、BOSS 与 eBOSS 的二十年宇宙学研究星系、类星体和氢吸收线将声学标尺扩展到宇宙历史的广泛时期。
Frenk 和 White（2012）——暗物质与宇宙结构将宇宙网与引力增长联系起来，并解释为何发光星系只能不完美地示踪物质。
van de Weygaert 和 Platen（2009）——宇宙空洞：结构、动力学与星系描述仍保留星系和子结构的低密度区域，而非完全空无一物的宇宙空洞。
Chon、Böhringer 和 Zaroubi（2015）——超星系团的定义解释为何一个被命名的超星系团并不自动等同于一个受引力束缚且处于弛豫状态的系统。
DESI 合作组（2024/2025）——基于完整形状聚类的宇宙学约束声学标尺之外的聚类信息，还能提供关于结构增长、物质密度以及经检验的广义相对论偏离的信息。
Hamilton（1998）——线性红移畸变：综述阐述相干内落和星系团随机运动对表观径向结构的不同影响。
Ballinger、Peacock 和 Heavens（1996）——利用红移巡天测量宇宙学常数必须将基于假定距离关系产生的几何拉伸，与特有速度造成的畸变区分开来。
DESI 合作组（2025）——DESI 2024 II：样本定义、特征与二点聚类统计涵盖巡天选择、随机目录、仪器校正，以及利用模拟观测进行验证。
Newman 和 Gruen（2022）——下一代巡天的光度红移介绍宽带红移的精度权衡，以及校准完整红移分布的重要性。
Desjacques、Jeong 和 Schmidt（2018）——大尺度星系偏差说明星系为何能在统计意义上示踪物质，以及这种关系如何受星系形成和引力环境影响。
Weinberg 等（2013）——宇宙加速的观测探针解释横向和径向声学距离，以及综合的体积平均距离测量。
Addison 等（2018）——BAO 测量与哈勃常数差异区分未经校准的 BAO 距离与利用早期宇宙信息推断绝对膨胀率的结果。
Song & Percival（2009）— 利用红移畸变重建结构形成历史增长组合量 fσ8 所测量的内容，以及哪些建模假设会影响其解读。
DESI 合作组（2026）— DR2 莱曼-α 几何测量与暗能量约束更新后的高红移几何测量补充了 BAO，并使联合结果向标准模型略微偏移。
Tully 等（2023）— Cosmicflows-4结合独立的星系距离指标，估计径向特殊运动及其不确定性。
Hoosain 等（2024）— RESOLVE 和 ECO 巡天中的丝状结构与星系性质在比较星系性质时，将丝状结构邻近性与恒星质量、群成员身份和晕质量区分开来。
Bundy 等（2015）— SDSS-IV MaNGA 巡天概览积分视场光谱学绘制附近星系中恒星和气体的运动与成分。
伯克利实验室（2026 年 4 月 15 日）— DESI 完成原定巡天并继续探索DESI 于 2021 年 5 月开始主巡天，完成了原定观测，并继续开展扩展计划。
DESI 合作组（2025）— DR2 声学尺度测量与宇宙学约束DESI 三年的观测提供了精确的 BAO 距离；对暗能量的解读取决于模型和其他数据集。
ESA（2026 年 6 月 24 日）— Euclid 的运行巡天与最新数据发布Euclid 是一项正在运行的巡天任务；常规科学观测始于 2024 年 2 月。
Euclid 合作组（2023）— 利用 BAO 测量宇宙膨胀Euclid 将近红外星系光谱学用于聚集测量，并结合弱引力透镜测量。
NASA（更新于 2026 年 9 月 7 日）— Roman 调试Roman 正在进行仪器检查与校准，同时向日地 L2 点飞行。
Chang 和 Lidz（2026）— 谱线强度测绘未解析的谱线发射可能扩展声学尺度测量，但前景去除与校准仍是主要挑战。
CHIME 合作组（2025）— 21 厘米自功率谱的探测CHIME 探测到氢聚集，而恢复 BAO 尺度仍是一个独立的观测挑战。

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宇宙学与宇宙的大尺度结构

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